Світ фізики Зоряна еволюція - маса вирішує

Дірк Х. Лоренцен 24 січня 2005 р

Як яскраво світить зірка, як давно вона існує і що від неї залишилося згодом, зрештою, залежить лише від одного параметра: його маси.

Зірки складаються приблизно з трьох чвертей водню, чверті гелію і дуже невеликої частки важчих елементів, таких як вуглець, кисень або золото. Це стосується і нашого сонця. Усередині водень плавиться з гелієм приблизно при 15 мільйонах градусів Цельсія. Чотири ядра водню кожне утворюють ядро гелію - проте кінцевий продукт, ядро гелію, трохи легший за вихідний матеріал, чотири ядра водню. Ця крихітна різниця в масах перетворюється безпосередньо на тепло і світло - за відомою формулою Ейнштейна: \ (E = mc ^ 2 \) (енергія дорівнює масі, помноженій на швидкість світла в квадраті).

Горіння водню

Щосекунди 600 мільйонів тонн водню розплавляються в 594 мільйона тонн гелію в центрі Сонця. Сонце перетворює шість мільйонів тон речовини в чисту енергію щосекунди і стає на шість мільйонів тонн легшим щосекунди. Чи не повинна вона давно витратила свої запаси? Ні в якому разі за майже п’ять мільярдів років свого існування Сонце не втратило навіть тисячної частки своєї маси.

Зоряне поле в сузір'ї Стрільця

Вироблення сонячної енергії може здатися марним, але палива досить: згідно теоретичним моделям, сонце лише середнього віку. Він буде світити ще п’ять мільярдів років. Тільки тоді більша частина водню всередині витрачається. Після того, як «водневий опік» закінчиться, кінець зірки вже недалеко. Це правда, що гелій зливається в важчі елементи, які в свою чергу утворюють ще важчі елементи. Але ці процеси вже не дуже ефективні - у зірки швидко закінчується паливо.

Скільки триває горіння водню, залежить від маси. Тому що зірка з подвійною масою Сонця не світить удвічі яскравіше, а приблизно у вісім разів яскравіше сонця. Кількість енергії, яку випромінює зірка, збільшується приблизно з третьою ступенем маси зірки \ (M \), тому світність пропорційна \ (M ^ 3 \). Наскільки міцні ці стосунки, в свою чергу залежить від маси зірки. Зірка з трикратною сонячною масою світить майже 27 разів (три рази втричі три) так само яскраво, як сонце.

Еволюція зірок сильно залежить від початкової маси. Зірки з більш ніж п’ятьма-вісьмама сонячними масами (деякі зірки мають майже сотню сонячних мас) вибухають як наднова в кінці свого життя. При цих гігантських вибухах зовнішні шари зірки викидаються в космос, ядро руйнується в нейтронну зірку або чорну діру. Є також наднові у зірках з меншою масою, але лише в певних двійкових зіркових системах.

Вибухоне закінчення

З іншого боку, зірки розміром із Сонце горять досить невпевнено - і досить довго. Зірка з десятикратною масою Сонця світить приблизно в 4000 разів яскравіше сонця, але тривалість її життя відносно коротка: вона закінчилася менш ніж за п'ятдесят мільйонів років. Натомість Сонцю трохи більше десяти мільярдів років. Зірка, що має лише десяту частину сонячної маси, світить менше, ніж тисячна світимість Сонця - і це вже більше ста мільярдів років. Отже, у будь-якому випадку всі зірки у Всесвіті, що мають менше трьох чвертей сонячної маси, все ще повинні існувати, оскільки тривалість їх життя перевищує світовий вік, який становить сьогодні 13,7 млрд років.

З вагового класу сонця або трохи вище нього кілька зірок вже закінчили свій основний вогонь і заповнили простір красивими туманностями. Приблизно через п’ять мільярдів років наше сонце також набухне, далеко за межею орбіти Землі. Поверхня охолоджується і сонце вже не світить жовто-білим, а червонуватим - воно стало червоним велетнем. Залишок пального, що залишається всередині, згорає все швидше і швидше, і сонце нарешті потрапляє в нестійку фазу, мерехтить і пульсує на деякий час. Випромінювання зсередини виганяє все більше і більше речовини з тонких зовнішніх шарів у планетарну систему і далі у космос. Цей так званий зоряний вітер призводить до втрати Сонцем майже половини своєї маси.

На залишку сонця джерело енергії врешті-решт пересохне, і без тиску випромінювання зсередини зірка зменшиться до білого карлика. Цей невеликий, дуже гарячий об'єкт розміром приблизно із землю, але містить добру половину маси Сонця. Білий карлик охолоджується протягом мільярдів років. Протягом перших кількох тисяч років він все ще стимулює виділення раніше виділеного газу: сонце деякий час буде білим карликом з прекрасним туманом - а посередині - землею, яка потім стане непридатною для життя.

Багато відкритих питань

Це теорія. Але ніхто не знає, наскільки добре зрозуміла зоряна еволюція. Основна ідея може бути правильною, і еволюція зірок, безумовно, краще зрозуміла, ніж формування зірок - але багато-багато деталей досі незрозумілі:

Яку роль відіграє обертання зірки?
Деякі зірки пульсують, а це означає, що вони регулярно надуваються і трохи стискаються. Як це явище впливає на подальшу еволюцію зірки? У зірок кілька разів у житті буває пульсуюча фаза?
Коли і як відбувається конвекція? З конвекцією бульбашки гарячого матеріалу піднімаються, охолоджуються і опускаються назад у внутрішню частину зірки - як у киплячій воді на вершині плити. Енергія транспортується всередині зірок шляхом випромінювання та конвекції. Точні подробиці досі в основному незрозумілі.
Суворий вітер викликає додаткові проблеми - оскільки такий вітер продуває частини своїх зовнішніх шарів у космос. Тож зірка втрачає масу.
Магнітні поля, безумовно, відіграють важливу роль у формуванні та розвитку зірок (Сонце має сильне і дуже складне магнітне поле, яке, серед іншого, легко розпізнається сонячними плямами).
І як всі ці явища залежать від маси зірок?

Поки всі ці речі не зрозумілі, інформація про вік зірок може бути зроблена лише дуже недосконало. Вік кульових скупчень є часто згадуваною нижньою межею віку Всесвіту - хоча часто забувають, що інформація про вік кульових скупчень коливається між 11 і 15 мільярдами років. Якби формування та еволюція зірок були краще зрозумілі, вік зірок також можна було б оцінити набагато краще.